Znajdź zawartość

29 Canis Majoris 29 Canis Majoris, niekiedy oznaczana również jako zmienna UW CMa, to jedna z niewielu jasnych, dostrzegalnych gołym okiem gwiazd typu widmowego O. Tak naprawdę, jest gwiazdą podwójną spektroskopowo, a więc jej binarną naturę da się stwierdzić (póki co) jedynie na podstawie analizy widma spektroskopowego. 29 CMa tworzy układ podwójny wzajemnie zaćmieniowy. Okres wzajemnej rotacji obu komponentów wynosi ok 4,4 doby. Cyklicznie występujące zaćmienia są przyczyną zmiennej jasności 29 Canis Majoris o kilka dziesiątych części magnitudo. Gwiazda ta należy do typu zmienności Beta Lyrae. Obie gwiazdy składowe układu to gorące nadolbrzymy o błękitnej barwie. Ich typy widmowe wyglądają następująco: O7 Ia pf i O9 I. Oznaczenie ?p? przy widmie pierwszej, to tzw. widmo osobliwe (?peculiar?). Jest to dość szerokie pojęcie, a tu oznacza m.in. obecność linii emisyjnych wodoru w widmie. W tym przypadku linie te pochodzą od wodoru będącego składnikiem otoczki wodorowej, znajdującej się wokół gwiazdy. Należy zaznaczyć, że pasma wodorowe u 29 CMa mają charakter emisyjny (a nie absorpcyjny, jak u gwiazd typu widmowego A). Symbol ?f? oznacza pasma emisyjne azotu trójdodatniego (potrójnie zjonizowanego: N3+), charakterystycznego dla widm bardzo gorących gwiazd- niezwykle trudno jest odłączyć trzy elektrony od obojętnego elektrycznie atomu azotu, a tym bardziej od atomu helu. Potrzeba do tego znacznych nakładów energii. Wysoka temperatura na powierzchni gwiazd typu O, w tym 29 CMa wystarcza, by tego dokonać. Temperatury powierzchni gwiazd Aa i Ab szacowane są na 33.000 K oraz 38.000 K. Druga z gwiazd jest gorętsza i masywniejsza od pierwszej, ale za to mniej jasna. Średni promień każdej z nich to 4,7 R?. Prędkości rotacji są znaczne (co jest dość powszechnym zjawiskiem u masywnych błękitnych gwiazd), wynoszą odpowiednio: 128 i 176 km/s w obszarze równika, przy okresach obrotu rzędu: 1,8 i 1,3 doby. Łączna masa gwiazd systemu UW CMa obliczona została na blisko 20 M?, a ich wiek to w przybliżeniu 8 mln lat. Utrata masy na skutek działania wiatru gwiazdowego sięga aż 5 . 10-6 M?. Układ prawdopodobnie posiada jeszcze jeden, ciemny (10- magnitudowy ) komponent. 29 Canis Majoris jest gwiazdą emisyjną- jak już zostało wspomniane, z powodu rozległej otoczki wodorowej otaczającej gwiazdę (linie emisyjne wodoru), ale oprócz tego jest też silnym emiterem promieniowania rentgenowskiego (X). Jak wiadomo, gorące nadolbrzymy generują niezwykle silny wiatr gwiazdowy. A ponieważ w bliskim sąsiedztwie znajdują się dwie takie gwiazdy, ich wiatr podlega interakcjom. Zderzające się drobiny materii mogą być źródłem promieniowania X. Inną możliwą przyczyną występowania wspomnianych promieni rentgenowskich jest powstawanie fali uderzeniowej (tzw. ?bow- shock?) po przejściu gorącego gazu (z wiatru gwiazdowego) przez znacznie chłodniejszą materię międzygwiezdną. Intensywność emisji promieniowania X wykazuje zmienność w czasie i wykazuje związek z cyklem zmian jasności wizualnej gwiazdy. Z kolei dla zmian magnitudo, początek fazy wzajemnego obiegu (?= 0) odpowiada pierwszemu minimum (wówczas druga ze składowych znajduje się, z punktu widzenia obserwatora, przed pierwszą z gwiazd).